A) Gaz et poussières B) Formations rocheuses C) Eau liquide D) Plasma
A) Rayons gamma B) Lumière visible C) Les ondes radio D) Rayons X
A) Alignement du couple radiatif B) Déséquilibre d'ionisation C) Conduction de la chaleur D) Chauffage par micro-ondes
A) Vestige de supernova B) Région H II C) Nébuleuse sombre D) Nébuleuse par réflexion
A) Dioxyde de carbone (CO2) B) Méthane (CH4) C) Hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP) D) Monoxyde de carbone (CO)
A) Rouge B) Bleu C) Jaune D) Vert
A) Nébuleuses par réflexion B) Régions H II C) Vestiges de supernova D) Nuages moléculaires
A) Silicates B) L'or C) Platine D) Diamants
A) Oxygène B) Hélium C) Hydrogène D) Carbone
A) 1 trillion (10<sup>12</sup>) de molécules/m³ B) 1 milliard (10<sup>9</sup>) de molécules/m³ C) 100 ions/m³ D) 10 000 trillions (10<sup>16</sup>) de molécules/m³
A) Phase froide et dense B) Milieu ionisé chaud C) Gaz coronal D) Région de photodissociation
A) 1% B) 5% C) 10% D) 50%
A) Géantes rouges B) Naines blanches C) Étoiles à neutrons D) Étoiles OB
A) ≈ 10⁴ K B) < 300 K C) Environ 10⁵ K D) ≈ 10⁶ K
A) ~ 1025 molécules/m³ B) ~ 1012 molécules/m³ C) ~ 1016 molécules/m³ D) ~ 100 ions/m³
A) Gaz très chaud (T ≈ 106 K) B) Phase internuageuse chaude C) Phase dense et froide D) Région de photodissociation
A) Toutes les phases ont une densité égale. B) La pression thermique est plus importante que les champs magnétiques. C) La pression varie considérablement selon les différentes régions. D) Les différentes phases sont approximativement en équilibre de pression sur la majeure partie du disque galactique.
A) Lignes d'absorption B) Diffusion C) Lignes d'émission D) Rougeissement
A) L'objectif d'un télescope B) La spectroscopie C) La photographie D) La réfraction
A) Uniquement des molécules d'hydrogène et d'hélium. B) Monoxyde de carbone. C) Des hydrocarbures simples. D) Le fullerène de Buckminster (C60), également appelé « buckyballs ».
A) Rayonnement synchrotron. B) Rayonnement de freinage (Bremsstrahlung). C) Rayonnement dipolaire provenant de particules nanométriques en rotation. D) Émission quasi-corporelle dans l'infrarouge lointain.
A) 1000 km/s B) 200 km/s C) 500 km/s D) 50 km/s
A) Diffusion inverse de Compton B) Refroidissement par structure fine C) Rayonnement de freinage (Bremsstrahlung) D) Rayonnement synchrotron
A) Slipher B) Mary Lea Heger C) Edward Barnard D) Victor Hess
A) Rayonnement synchrotron B) Émission infrarouge C) Photons gamma D) Rayonnement de freinage (Bremsstrahlung)
A) Ils transforment le gaz environnant en une phase ionisée et chaude, ce qui augmente la température. B) Ils créent un milieu neutre froid. C) Ils réduisent le nombre d'atomes d'hydrogène. D) Ils diminuent la densité du milieu interstellaire (ISM).
A) 2025 B) 2030 C) 2020 D) 2040
A) Francis Bacon B) René Descartes C) Edward Barnard D) William Huggins
A) Émission quasi-corps noir B) Rayonnement de freinage (Bremsstrahlung) C) Rayonnement synchrotron D) Diffusion Compton inverse
A) Rayonnement dipolaire B) Émission quasi-corporelle dans l'infrarouge lointain C) Émission de la raie du 21 centimètres D) Lignes d'émission aux longueurs d'onde millimétriques
A) Il est profondément modifié par le trou noir supermassif central. B) Il passe entièrement dans une phase coronale. C) Il reste inchangé par rapport au reste de la galaxie. D) Il ne contient que du gaz froid.
A) H2 (hydrogène moléculaire) B) N II C) CO (monoxyde de carbone) D) O III
A) Elles augmentent la densité des nuages moléculaires. B) Elles contribuent au réchauffement du milieu neutre chaud. C) Elles refroidissent le gaz ionisé. D) Elles réduisent le nombre de photons dont l'énergie est inférieure à la limite de Lyman.
A) Transition de Balmer-alpha B) Transition de Lyman-alpha C) Transition de Brackett-alpha D) Transition de Paschen-alpha
A) 100 parsecs (300 années-lumière) B) 500 parsecs C) 30 000 parsecs D) 10 000 parsecs
A) Émission de photons due à la désexcitation B) Diffusion Compton inverse C) Rayonnement synchrotron D) Rayonnement de freinage
A) Diffusion Compton inverse B) Refroidissement par freinage (Bremsstrahlung) C) Rayonnement synchrotron D) Collision avec les noyaux atomiques
A) Elle affecte leur dynamique et leur structure. B) Elle empêche la formation d'étoiles dans les bras spiraux. C) Elle comprime toute la matière du MIS en un disque mince. D) Elle n'a aucun effet sur le milieu interstellaire.
A) La nucléosynthèse primordiale. B) Les rayons cosmiques. C) La nucléosynthèse stellaire au cours de l'évolution des étoiles. D) La poussière interstellaire.
A) La raie de 21 cm de l'hydrogène neutre (H I) B) Les raies spectrales du CO C) Le photon Ly-α émis par l'hydrogène D) Les raies interdites de l'oxygène triple ionisé (O III)
A) Lignes d'émission aux longueurs d'onde millimétriques B) Émission de la raie à 21 cm C) Émission quasi-corporelle dans le domaine du très loin infrarouge D) Rayonnement synchrotron |